za_neptunie (za_neptunie) wrote,
za_neptunie
za_neptunie

Свежие новости по теме звезды Табби (KIC 8462852)



  За прошедшую неделю появилось сразу две интересные новости по теме знаменитой звезды.


  Во-первых, в Архив.орг появилась ожидаемая с мая публикация Бена Монтена на тему анализа фотометрии Кеплера. Данная публикация в Архив.орг стала уже 12-ой за прошедшие 11 месяцев.

    Авторы в новой работе отмечают, что в обычной фотометрии телескопа Кеплер можно достоверно обнаружить лишь изменения блеска на интервалах в несколько недель. Так из-за использования специальных алгоритмов автоматического детрендирования по этим данным невозможно точно определять периоды вращения звезд, которые больше 30 суток. В тоже время, кроме обычной фотометрии 200 тысяч звезд (отобранных из нескольких миллионов звезд, доступных на поле Кеплера), существуют и специальные калибровочные снимки всего поля Кеплера, которые космический телескоп делал примерно раз в месяц. Каждый такой снимок состоит из 94 миллионов пикселей:




   Для звезды KI C8462852 существуют 53 таких снимков. Тщательный анализ этих снимков и позволил авторам свежей публикации определить изменения блеска звезды в 2009-2013 годах с точностью примерно в 0.5%:



    Оказалось, что первые 3 года звезда уменьшила свой блеск на 0.9% (средняя скорость падения 0.341±0.041% в год). Затем на 4-ый год наблюдений падение блеска резко ускорилось. За 200 суток наблюдений звезда уменьшила свой блеск сразу на более чем 2%. Во время последних 200 суток наблюдений напротив блеск звезды оставался на одном и том же уровне.

      Для того чтобы быть уверенным в своих выводах, авторы сравнивают измерения яркости звезды на разных матрицах камеры телескопа (космический телескоп Кеплер во время этих наблюдений раз в 3 месяца совершал разворот вокруг оси на 90 градусов). Для всех четырех матриц телескопа измерения показывают похожее ослабление блеска звезды:




    Также авторы проверяют, попадают ли анализируемые снимки полного поля на зарегистрированные провалы:



   Кроме того в публикации измеряют яркость ближайших звезд. В радиусе 4 угловых минут (60 пикселей) есть 8 таких звезд с яркостью в 11-14.5 звездных величин:



   Ни одна из этих звезд не показывает значимых изменений блеска, которые наблюдаются у KIC 8462852.

     После этого авторы берут ещё 193 близких звезд с похожей яркостью. Наибольшее изменение блеска наблюдается у KIC 8395126 с линейным трендом в 0.39% в год. Это сравнимо с изменениями блеска KIC 8462852 за первые 3 года, но гораздо меньше, чем линейный тренд изменений блеска KIC 8462852 за все четыре года (0.78% в год). В дополнение авторы анализируют фотометрию 355 F-звезд, то есть того же спектрального типа, что и у звезды Табби. Среди этой выборки звезд также примерно у 0.7% звезд наблюдается схожее изменение блеска с KIC 8462852 за первые три года. В тоже время ни для одной звезды не наблюдается падение блеска с трендом равным 0.78% в год или уменьшение блеска на 2% за 6 месяцев.





   Все это говорит, что даже без глубоких и резких 20%-провалов блеска, изменение средней яркости звезды KIC 8395126 за 4 года наблюдений является очень редким явлением (как минимум лишь один случай на полтысячи сравниваемых звезд).

    После того как авторы убеждаются в достоверности наблюдаемых изменений блеска они начинают рассуждать на тему, чем можно объяснить подобное изменение блеска. Отмечается, что резкое падение блеска звезды достаточно похоже на транзитное событие от пылевого облака. В настоящее время уже обнаружены транзиты пылевых дисков с очень большой продолжительностью затмений (у Эпсилон Возничего и TYC 2505-672-1 с длительностью в 1.5 и 3.45 лет соответственно). В обоих этих случаях затмения вызываются пылевыми дисками второй звезды, а размер затмеваемых звезд гораздо больше, чем у звезды Табби (они являются сверхгигантами с радиусами больше 50 радиусов Солнца).

     В случае если 2.5%-падение блеска вызвано затмением сплошного объекта, то его размер должен составлять, как минимум 0.15 радиусов Солнца. Большая длительность затмения говорит о том, что если данный объект находится на кеплеровской орбите, то его расстояние от звезды должно составлять целых 10 парсек, а вероятность транзита лишь 1 на миллиард. Даже если у каждой звезды есть такой компаньон, то вероятность обнаружения его в данных миссии телескопа Кеплер (наблюдения 200 тысяч звезд в течение 4 лет) составляет только 1 шанс из 10 тысяч. Поэтому авторы считают этой гипотезу очень маловероятной.

     Если затмения вызывает облако пыли на кеплеровской орбите, то учитывая, что начало затмения длилось примерно 180 суток, то данное облако должно находиться, как минимум в 1 парсеке от звезды. Транзитная вероятность такого события также крайне мала, поэтому авторы сильно сомневаются в таком варианте.

      Более реалистичным смотрятся транзиты из нескольких пылевых облаков, возникших после недавнего столкновения астероидов или распада нескольких комет. Однако авторы отмечают, что в случае подтверждения векового потемнения звезды, а также учитывая пределы на пыль из субмиллиметровых наблюдений (7.7 масс Земли в радиусе 200 а.е. от звезды), то и этот сценарий является затруднительным для правдоподобного объяснения. Хотя детально авторы этот момент не рассматривают (видимо они ориентируются на прошлые расчеты Шефера).

      Ещё одним сценарием является долгоживущее полярное пятно. Авторы отмечают, что теоретически ось вращения звезды может быть направлена к земному наблюдателю. То есть мы наблюдаем звезду со стороны её полюса. Наклон оси вращения звезды к земному наблюдателю оценивается в 68±29 градусов (68% вероятности). Эта оценка получена из измеренной скорости вращения звезды и наблюдаемого периода обращения. С другой стороны отмечается, что именно между 1100 и 1300 сутками наблюдений космическим телескопом, резко вырастает амплитуда изменения блеска звезды по причине её вращения:




 То есть период увеличения амплитуды изменения блеска звезды по причине вращения совпадает со временем резкого падения общей яркости звезды. Тем самым этот факт может быть свидетельством того, что общее падение блеска звезды является следствием резкого увеличения (уменьшения) количества звездных пятен.

    В тоже время авторы отмечают, что полярные пятна пока наблюдались лишь для звезд спектральных типов звезд позже F9V KIC 8462852 спектральный тип F3V), хотя недавние наблюдения отмечают возможность их существования для более массивных звезд. Также ориентация оси вращения звезды к земному наблюдателю не является твердо установленным фактом. Поэтому авторы считают гипотезу полярных пятен лишь возможным объяснением 2.5%-изменения блеска. Одновременно они абсолютно исключают, что звездные пятна могут вызывать 20%-падения блеска звезды в течение всего лишь нескольких суток.

     В целом авторы пока не спешат связывать обнаруженные изменения блеска за 4 года со столетним падением блеска Шефера. Так апроксимация столетнего потемнения звезды прогнозировала 0.6% потемнение звезды за 4 года, а в результате наблюдается более 3%-ое уменьшение блеска.

    В заключение авторы рассматривают возможность дополнительных наблюдений с целью определения главной гипотезы для объяснения наблюдаемых видов изменений блеска звезды.

1)     Цветная фотометрия. В случае если затмения вызывают цельные объекты незвездной природы, то цвет звезды
не будет изменяться во время транзитов. В случае затмений облаками газа или пыли наоборот ожидается покраснение звезды. Аналогичное покраснение стоит ожидать и в случае появления больших звездных пятен (их эффективная температура меньше, чем у остальной поверхности звезды). Кроме того отмечается, что скорее всего затмения, вызванные облаками пыли будут периодическими, а затмения вызванные звездными пятнами наоборот не будут периодическими.

2)     Мониторинг лучевой скорости звезды, который должен лучше определить пределы на возможные массивные объекты в системе. В настоящее время для звезды получены четыре спектра высокого разрешения с интервалом в 500 суток. Точность измерений лучевых скоростей звезды для этих спектров составляет примерно 400 метров в секунду, и они не показывают никаких значимых колебаний лучевой скорости.

3)     Более детальные инфракрасные и субмиллиметровые наблюдения для получения более строгих пределов на пыль в окрестностях звезды.


   В целом можно сказать, что 12-ая публикация о звезде Табби (KIC 8462852) сделала эту звезду ещё более загадочной и необычной. Выводы о существенных многолетних изменениях блеска звезды смотрятся вполне убедительными, тем более что известно, что публикация создавалась, как минимум 3 месяца. Хотя в ближайшие недели и месяцы определенности в этом станет больше, после того как другие специалисты по фотометрии проверят выводы публикации (она подана в рецензируемый журнал AAS Journals). Так похожая публикация Шефера всего через несколько дней вызвала большие сомнения у других специалистов по фотометрии.

    Интересным вопросом также является насколько может влиять на изменения блеска звезды близкий красный карлик, обнаруженный при детальном фотографировании звезды на удаление в две угловых секунды:




1) В первой работе говорится, что излучение второй звезды накладывается на общую фотометрию телескопа Кеплер. В ближнем ИК-диапазоне вторая звезда тусклее первой примерно в 30 раз, а в оптическом диапазоне (рабочем диапазоне космического телескопа Кеплер) разница составляет уже несколько сотен раз. В связи с этим предполагается, что небольшая переменность звезды с амплитудой в 500 ppm (частей на миллион) с периодом в 10-20 суток может быть вызвана переменностью именно красного карлика. Если это верно, это может означать, что красный карлик изменяет свой блеск на уровне 3%. По словам авторов той публикации, подобная переменность не является необычной для известных красных карликов.

    2) В работе про инфракрасные наблюдения телескопа Спитцер также говорится, что наблюдения не смогли разделить свет обоих звезд (угловое разрешение камеры IRAC лишь 2 угловых секунды). В связи с этим в работе сообщается о вычитании из зарегистрированного инфракрасного излучения модельного значения яркости красного карлика спектрального типа М2V на длине волны в 3.6 и 4.5 микрон.

    3) При инфракрасной спектроскопии спектр звезды брался под таким углом, чтобы минимизировать вклад излучения второй звезды.

    4) При субмиллиметровых наблюдениях угловое разрешение снимков составляло лишь 3-4 угловых секунд. Тем не менее, радиус пределов на пыль в 200 а.е. был взят именно из-за возможного влияния близкого компаньона.

      В связи с этим важно отметить, что при исследовании переменности и спектров звезды придется очень тщательно разделять свет главной звезды от второй звезды. Так в комментариях в блоге Centauri dreams отметили, что увеличение или уменьшение яркости главной звезды должно приводить к небольшому “покраснению“ или “побелению“ цвета этой звезды. Этот факт значительно усложнит проверку пылевой гипотезы затмений в системе.


    С другой стороны, 3%-изменения блеска звезды всего за 4 года наблюдений телескопом Кеплер являются достаточно значительными для обнаружения их в других данных. Стоит перечислить эти данные:

1) Фотопластинки Гарвардской обсерватории за последние 100 лет. Эта область уже была подробно рассмотрена в работах Шефера и Хипке.

2) Фотопластники Пулковской обсерватории. Для звезды существуют всего лишь 10 таких изображений за 1922-2001 годы с погрешностью измерений в 0.1 магнитуд. Линейный тренд этих измерений говорит, что звезда за эти 80 лет уменьшила свой блеск примерно на 0.08 магнитуд (при этом очевидна большая погрешность).

3) Снимки обзора SuperWASP. К настоящему времени опубликованы
5351 снимков, сделанных в основном в 2007-2008 годах:



  Анализ этой фотометрии показал, что за 377 суток между двумя сезонами наблюдений звезда уменьшила свой блеск на 0.00038±0.00054 звездных магнитуд. Это примерно в 5 раз меньше, чем должно было быть (0.00170 звездных величин), если бы звезда уменьшала свой блеск согласно вековому потемнению Шефера.

4)     Недавняя публикация показывает, что для звезды сравнимой яркости существуют многие тысячи снимков разных обзоров с точностью фотометрии в 2-10%. Анализ этих измерений, вероятно, позволит лучше определить, в каких пределах изменяется блеск звезды в последние годы. В частности фотометрия обзора NSVS (Northern Sky Variability Survey) является общедоступной:




  В этих данных есть 140 измерений яркости звезды между апрелем и декабрем 1999 года. Линейный тренд этих измерений за этот период показывает возможное поярчание звезды на 0.0003 магнитуд (это около 0.05%).

     Кроме того в недавней работе отмечается, что для обзоров, использующих крупные телескопы (SDSS и Pan-Starrs1) звезда является слишком яркой для высокоточных измерений яркости.

5)     Большой интерес представляет инфракрасная фотометрия звезды. Так обзор WISE получил несколько десятков изображений этой звезды, начиная с 2009 года. В тоже время вероятно точность фотометрии этих измерений является невысокой. Так в одной из работ приводятся усредненные значения яркости звезды для двух фильтров телескопа WISE:




  Из таблицы следует, что суммарная погрешность измерений спутника WISE близка к 2%. Более высокой точностью обладает телескоп Спитцер. Приведенные в таблице результаты (в той же статье склоняются, что общая погрешность значительно выше - 1.5%) были получены лишь за одно наблюдение (18 января 2015 года), продолжительностью всего в 30 секунд. Данные наблюдения заподозрили у звезды слабый инфракрасный избыток на длине волны в 4.5 микрон (статистический уровень доверия меньше 3 сигм). В связи с этим в 12 цикле были проведены короткие (0.4 часов) внеплановые наблюдения с целью подтверждения этого возможного инфракрасного избытка или обнаружения изменений в инфракрасном излучении звезды. Данные наблюдения были проведены 16 января и 6 марта 2016 года. Об их результатах долго ничего не было известно, пока не была утверждена новая программа 13 цикла длительностью уже 1.4 часа. Это и есть вторая свежая новость про звезду Табби (KIC 8462852).

    В описании новой программы 13 цикла сообщается, что внеплановые наблюдения космического телескопа Спитцер в начале этого года не смогли найти изменения в блеске звезды по сравнению с 2015 годом. Это означает, что инфракрасный блеск звезды за последний год не изменился больше, чем на 1.5% (величина погрешности измерений от января 2015 года). В связи с этим в следующие месяцы телескоп Спитцер продолжит проверку кометно-астероидной гипотезы. Если эта гипотеза верна, то постоянство инфракрасного блеска между началом 2015 и 2016 годов означает, что пылевое облако пока ещё не рассеялось в пространстве или ещё не успело вернуться в окрестности звезды. В связи с этим новые наблюдения в 13 цикле должны попытаться обнаружить изменения в инфракрасном блеске звезды. Уменьшение инфракрасного блеска звезды будет означать рассеивание облака пыли после распада комет. Увеличение инфракрасного блеска звезды будет означать в свою очередь подтверждение гипотезы крупного столкновения астероидов или карликовых планет. Более того, последняя гипотеза предполагает, что периодичность крупных затмений в системе должна составлять около 750 суток. Если эта периодичность верна, то следующие крупные затмения должны произойти в мае 2017 года.

   Если данные затмения действительно произойдут в мае следующего года, то они с высокой степенью достоверности должны быть обнаружены с помощью краудфандинговой кампании, которая использует глобальную сеть LCOGT 0.4-метровых наземных телескопов.





  Наблюдения звезды с помощью этой сети начались ещё с весны, и будут продолжаться, как минимум до конца августа 2017 года (телескопы выполняют измерения каждые 2 часа в нескольких цветных фильтрах). Остаётся надеяться, что к этому времени у звезды Табби останется меньше загадок.

    Кроме того, 14 сентября этого года станет известным параллакс звезды. Точное расстояние до звезды позволит оценить возможность сильного текущего затемнения звезды (которое может продолжаться, как минимум сотню лет), а также проверить её основные характеристики (светимость, размер и т.д.) и уточнить пределы на пыль в окрестностях звезды.


Tags: внеземные цивилизации, загадка, затменный протопланетный диск, кометы, межзвездная пыль
Subscribe
promo za_neptunie july 10, 2014 20:36 8
Buy for 30 tokens
Число постов в блоге перевалило за сотню, поэтому я решил систематизировать их по различным тематиками. Это поможет мне и моим читателям быстрее находить в блоге интересную информацию. Последнее обновление от 4 августа 2014 года Венера Новая книга о Венере Венера-Экспресс готовится к…
  • Post a new comment

    Error

    default userpic

    Your reply will be screened

    Your IP address will be recorded 

    When you submit the form an invisible reCAPTCHA check will be performed.
    You must follow the Privacy Policy and Google Terms of use.
  • 4 comments